SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Entstehung verschiedener Spektren • Ein heißer Körper strahlt ein kontinuierliches Lichtspektrum aus • Eine heiße Gaswolke strahlt ein Emissionslinienspektrum aus • Geht kontinuierliches Licht durch ein Gas, so entsteht ein Absorptionsspektrum 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Spektrum der Sonne Experiment: Spalt, Geradsichtprisma, Schirm Spektralfarben der Sonne Taschenspektrograph  Frauenhoferlinien 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Sonnenspektrum – Frauenhoferlinien • Frauenhoferlinien – dunkle Linien im Sonnenspektrum • Linien entstehen durch Absorption in der Sonnenatmosphäre (Photosphäre, Chromosphäre) • C-, F-, G-, h-Linien sind die Linien Balmerserie (Wasserstoff: alpha, beta, gamma, delta) • A-, B, a-, Y, Z- Linien tellurische Linien (Absorptionslinien der Erdatmosphäre) • Atome der Sonnenatmosphäre absorbieren entsprechend den Energieniveaus Photonen ΔW = h • f • Emission erfolgt richtungsunabhängig in alle Richtungen  Schwächung der Strahlung dieser Frequenzen 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Sonnenspektrum Das Spektrum stellt die auffälligsten Absorptionslinien im Sonnenspektrum dar. Die Bezeichnung mit Buchstaben stammt von Fraunhofer. 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Ausschnitt Sonnenspektrum • Sechs Spektrallinien im roten Wellenlängenbereich (von links nach rechts) • Eisen, Sauerstoff, Eisen, Sauerstoff, Eisen ,Titan • Eisenlinien entstehen in Sonnenatmosphäre (Verbreiterung durch Dopplereffekt) • Sauerstofflinien entstehen in Erdatmosphäre 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Intensitäts-Diagramm • Normierung der Intensität des einfallenden Lichtes auf die Intensität des Kontinuums • Licht der ungestörten Sonnenoberfläche hat die Intensität 1,0 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Intensitäts-Diagramm • Normierung der Intensität des einfallenden Lichtes auf die Intensität des Kontinuums • Licht der ungestörten Sonnenoberfläche hat die Intensität 1,0 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Rotationsgeschwindigkeit der Sonne • Rotationsgeschwindigkeit der Sonne kann mit dem Doppler-Effekt bestimmt werden • Wellenlänge des Lichts ändert sich, wenn Beobachter und Lichtquelle sich relativ zueinander bewegen • Blauverschiebung (Wellenlängenverkürzung), wenn sie sich aufeinander zu bewegen (Geschwindigkeit negativ) • Rotverschiebung (Wellenlängenvergrößerung), wenn sie sich von einander weg bewegen (Geschwindigkeit positiv) Vergleich von Sonnenspektren, die am Ostrand und am Westrand der Sonne aufgenommen wurden zeigt, dass die solaren Eisenlinien in Wellenlängenrichtung verschoben sind. Die terrestrischen Sauerstofflinien sind unverschoben. • Aus der Verschiebung lässt sich die radiale Geschwindigkeit v berechnen, mit der sich die Sonnenränder auf den Beobachter zu oder von ihm weg bewegen. 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Spektren vom Ostrand und Westrand der Sonne Eisenlinien vom Ostrand und Westrand sind gegeneinander verschoben. Die Verschiebung wird durch den Doppler-Effekt aufgrund der Bewegung des Sonnenrandes verursacht. Die Sauerstofflinien dienen zur Wellenlängenkalibration (Entstehung in der Erdatmosphäre) 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Spektren der Sonnenränder Aus dem Plot der Verschiebung der solaren Eisenlinien lässt sich die Rotationsgeschwindigkeit der Sonne bestimmen. Die Wellenlängendifferenz zwischen den Sauerstofflinien beträgt 0,0760 nm. 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Spektren der Sonnenränder Aus dem Plot der Verschiebung der solaren Eisenlinien lässt sich die Rotationsgeschwindigkeit der Sonne bestimmen. Die Wellenlängendifferenz zwischen den Sauerstofflinien beträgt 0,0760 nm. 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Optischer Doppler-Effekt (1) Quelle und Empfänger entfernen sich (Rotverschiebung) mit folgt Geschwindigkeit v1 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Optischer Doppler-Effekt (2) Quelle und Empfänger bewegen sich aufeinander zu sich (Blauverschiebung) mit folgt Geschwindigkeit v2 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Optischer Doppler-Effekt Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit • Gravitation der Sonne bewirkt eine Rotverschiebung der Eisenlinien • Eigenbewegung der Erde verursacht weitere Dopplerverschiebung - Die gleiche Linie wird am Ostrand und am Westrand beobachtet - Bestimmung der Differenz ihrer Positionen - Die Differenzbildung hebt die verschiedenen Effekte der Verschiebungen auf Rotationsgeschwindigkeit 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Auswertung Rotationsgeschwindigkeit der Sonne 31. März 2017 Werner Rockenbach

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Sonnenrotationsdauer T v Rotationsgeschwindigkeit der Sonne R Sonnenradius R Differentielle Sonnenrotation Die Sonnenrotationsdauer T ist abhängig von der heliographischen Breite. In der Nähe des Äquators rotiert die Sonne schneller als in höheren heliographischen Breiten. 26,6 Tage < T < 29,3 Tage 31. März 2017 Werner Rockenbach